WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 9 | 10 || 12 | 13 |   ...   | 16 |

Население рассеянных звездных скоплений галактики

-- [ Страница 11 ] --

Большую же часть времени пекулярные скопления проводят высоко над галактической плотностью и далеко от галактического центра, где неоднородностей гравитационного потенциала много меньше.

Итак, сравнительный анализ зависимостей от возраста настоящих положений рассеянных скоплений и их максимальных удалений от центра и плоскости Галактики указывает на то, что основная масса скоплений образовалась внутри галактоцентрического радиуса 10.5 кпк и ближе 180 пк от галактической плоскости, и только со временем часть из них удалилась на значительные расстояния.

Рисунок 2.13 - Диаграммы «галактоцентрическое расстояние – возраст» (а), «апогалактический радиус орбиты – возраст» (б), «расстояние от галактической плоскости – возраст» (в), «максимальное удаление точек орбиты от галактической плоскости – возраст» (г) для рассеянных скоплений. Открытые кружки – скопления с элементами орбит, крестики – рассеянные скопления, для которых Таким образом, причины образования того или иного рассеянного скопления весьма индивидуальны, что привело к большому разнообразию среди них как внешних пространственно-кинематических характеристик, так и внутренних химических и физических параметров. Более того, различие в условиях существования привело к неодинаковому времени жизни скоплений, зависящему от элементов их галактических орбит. В итоге все наблюдаемые у них зависимости между возрастом, химическим составом и пространственнокинематическими характеристиками оказываются в значительной степени несовпадающими с одноименными зависимостями для звезд поля тонкого диска.

Другими словами, моделировать химическую и динамическую эволюцию тонкого диска Галактики на основе исследования интегральных свойств рассеянных скоплений, звезды которых составляют лишь небольшую часть от звезд поля, без учета конкретных условий их образования и разрушения некорректно.

Полное количество рассеянных скоплений в Галактике оценивается равным от тридцати до ста тысяч (см. [9, 71]), нам же известно чуть более 2000 (версия 3. [11]), и из них только для 500 найдены орбиты, а металличности вообще менее чем для трехсот скоплений. Поэтому для увеличения надежности полученных результатов, оценок и выводов желательно определение необходимых параметров у уже известных скоплений, а также привлечение уже опубликованных данных о детальном химическом составе звезд в скоплениях.

Итак, на основе авторского сводного каталога фундаментальных астрофизических параметров для 593 рассеянных скоплений исследованы связи между химическим составом, пространственным положением, элементами галактических орбит, возрастом и другими физическими параметрами рассеянных звездных скоплений.

Отмечено, что существенная часть исследуемых скоплений является молодыми и богатыми металлами. Такие скопления образовались из межзвездной среды, обогащенной предыдущими генетически связанными поколениями звезд.

Обнаружено также, что при любом возрасте значительная доля скоплений имеет меньшую металличность, чем звезды поля тонкого диска. Считаем, что эти скопления образовались из межзвездной среды с заметной примесью вещества с иной историей обогащения тяжелыми элементами.

На основе анализа зависимости относительного содержания магния от возраста найдены скопления моложе 4 млрд. лет с избытком [Mg/Fe], нехарактерным для звезд поля тонкого диска. Сделано заключение, что эти скопления могли образоваться из вещества, испытавшего историю химической эволюции, отличающуюся от истории обогащения тяжелыми элементами межзвездного вещества тонкого диска.

Зависимости «RG – [Fe/H]» и «|z| – [Fe/H]» демонстрируют наличие скачкообразных отрицательных радиального и азимутального градиентов металличности, что может свидетельствовать в пользу существования среди металличностями и пространственными распределениями. Отмечается и хорошо прослеживаемый излом зависимости «RG – [Mg/Fe]».

содержаний в звездах рассеянных скоплений тяжелых элементов, обоснован вывод о существовании двух групп рассеянных скоплений.

эллиптичности, центральной концентрации, эксцентриситета, максимального удаления от галактической плоскости, галактоцентрического расстояния, шкалы высоты для выделенных населений рассеянных скоплений.

Отмечается, что последние 30 млн. лет большая часть рассеянных внегалактической природы.

Показано, что примерно 70% скоплений старше одного миллиарда лет являются пекулярными, что свидетельствует о более медленном разрушении скоплений с некруговыми высокими орбитами.

Анализ элементов орбит показал, что основная часть рассеянных скоплений обеих групп образовалась внутри галактоцентрического радиуса 10.5 кпк и ближе 180 пк от галактической плоскости, но благодаря высоким начальным скоростям, пекулярные скопления со временем оккупировали объемы, занимаемые объектами толстого диска, собственного гало и даже аккрецированного гало Галактики.

Анализ относительных содержаний магния в скоплениях, принадлежащих согласно кинематическим параметрам разным подсистемам Галактики, показал, что все скопления состоят из вещества, в разной пропорции включающего в себя межзвездную материю единого протогалактического облака. Наблюдается избыток [Mg/Fe] у скоплений с кинематикой толстого диска, как у звезд поля так называемого «металличного крыла» толстого диска. У скоплений с кинематикой гало обнаружен большой разброс отношений [Mg/Fe], свидетельствующий об их образовании в основном из вещества, испытавшего отличную от галактической историю химической эволюции.

Молодые рассенные скопления: пространственное распределение В предыдущих главах мы показали, что население рассеянных звездных скоплений неоднородно и делится на две группы, различающиеся средними параметрами, свойствами и происхождением.

В настоящей главе нас интересует пространственная распространенность тяжелых элементов в межзвездной среде в окрестностях Солнца накануне начала там звездообразования. Наиболее подходящими объектами для такого исследования являются, пожалуй, рассеянные звездные скопления. Этому способствует несколько факторов. Во-первых, скопления видны на значительных расстояниях, и эти расстояния определяются довольно точно. Во-вторых, возрасты скоплений определяются намного надежней, чем одиночных звезд поля.

В-третьих, среди скоплений много очень молодых, которые из-за небольшого возраста не могли далеко отойти от мест своего рождения. Именно поэтому они хорошо прорисовывают отрезки спиральных ветвей, которые являются гигантскими звездными комплексами. И, наконец, в-четвертых, для F-G-звезд даже весьма удаленных скоплений зачастую удается определить металличности, причем не только фотометрическими, но и спектроскопическими методами.

Столь же хорошими индикаторами спиральных ветвей и типичными представителями звездных комплексов являются короткоживущие долгопериодические цефеиды. Для значительного числа этих объектов известны металличности, поэтому можно сравнить пространственное распределение металличности у звезд поля и у скоплений.

металличности, который по величине оказался сравнимым с радиальным градиентом металличности. То есть металличности звезд поля, находящихся на одинаковых галактоцентрических расстояниях, обнаруживают заметные систематические вариации химического состава, что свидетельствует о слабом перемешивании межзвездной среды. В итоге авторы работы [57] делают вывод, что регистрируемый по многим объектам околосолнечной окрестности радиальный градиент металличности в тонком диске указывает лишь на наличие статистической закономерности, и в разных направлениях от галактического центра его величины могут различаться.

Целью настоящей главы является сравнительный анализ пространственных распределений тяжелых элементов в окрестностях нескольких килопарсеков от Солнца среди молодых рассеянных скоплений и цефеид поля, а также исследование свойств скоплений внутри гигантских звездных комплексов.

Рассмотрим рассеянные скопления с возрастом менее 50 миллионов лет. В Главе 1 описан сводный каталог фундаментальных астрофизических параметров для 593 рассеянных скоплений Галактики с известными полными скоростями и металличностями. В этом каталоге оказалось 226 скоплений моложе миллионов лет, причем для всех известны расстояния, для 218 скоплений элементы галактических орбит, для 192 – массы, а для 57 – металличности.

Поскольку подавляющее количество скоплений данной выборки находится в пределах 3 кпк от Солнца, данные параметры определены у них с достаточной для статистических исследований точностью. Подробное описание ошибок всех используемых параметров приведено в Главе 1.

переменности, расстояниями и компонентами пространственных скоростей, взят из работы [36]. Возрасты звезд мы вычислили по формуле: lg t = 8.16 – 0.68 lg P, где t - возраст в годах, P – период цефеиды в сутках. В списке оказалось цефеид моложе 50 млн. лет. Спектроскопические определения содержаний железа для 77 молодых цефеид найдены в работах одной группы авторов [31 - 35, 72].

Напомним, что принадлежность звезд и скоплений той или иной подсистеме Галактики мы определяли по элементам галактических орбит. В качестве обобщенной характеристики орбиты для этого использовался параметр, предложенный в работе [42] - (Z2max + 4e2)1/2, где эксцентриситет (е) является безразмерной величиной, а максимальное удаление точек орбиты от галактической плоскости (Zmax) измеряется в килопарсеках.

Рисунок 3.1 - Диаграммы «возраст – параметр (Z2max + 4e2)1/2», где Zmax – максимальное удаление точек орбиты от галактической плоскости, выраженное в килопарсеках, а е - эксцентриситет орбиты (а), «параметр (Z2max + 4e2)1/2 - [Fe/H]»

(б) для рассеянных скоплений моложе 50 млн. лет. Штриховые линии соответствуют критическому значению параметра (Z2max + 4e2)1/2 = 0.35.

На рисунке 3.1 (а) приведена диаграмма «возраст – параметр (Z2max + 4e2)1/2».

Из нее видно, что в обсуждаемой выборке практически все скопления с высокими вытянутыми орбитами, которые по определению из Главы 2 удовлетворяют критерию (Z2max + 4e2)1/2 0.35, оказались моложе 20 млн. лет. Это означает, что именно 20 млн. лет назад началась последняя вспышка образования таких быстрых скоплений. К сожалению, отношения [Fe/H] известны только у четырех из 27 молодых быстрых скоплений (см. рисунок 3.1 (б)), и все они имеют примерно солнечную металличность. Согласно [6] такие скопления образовались в результате «взаимодействия шаровых скоплений с галактическим диском». Зато практически все малометалличные ([Fe/H] -0.25) молодые скопления оказались на плоских почти круговых орбитах. Согласно [6] такие скопления возникли из упавшего из внешних частей Галактики (или захваченного из разрушенных галактик-спутников) межзвездного вещества.

Анализ показал, что наиболее вероятный возраст наших молодых скоплений 10 млн. лет (см. далее рисунок 3.5), тогда как их наиболее вероятная остаточная скорость относительно местного стандарта покоя (LSR) VLSR 18 км/с (см. рисунок 3.2, на котором пять наиболее быстрых скоплений не показаны). В итоге среднее смещение скоплений относительно места своего рождения оказывается менее 200 пк, то есть примерно того же порядка, что и ошибка в расстоянии для этих скоплений, которая составляет 20% (см. Главу 1). Это означает, что скопления вполне пригодны для статистического анализа распределения химических элементов в окрестностях Солнца. У быстрых скоплений подобные смещения получились в несколько раз больше, поэтому они вполне могут оказаться далеко от мест своего рождения.



Pages:     | 1 |   ...   | 9 | 10 || 12 | 13 |   ...   | 16 |
 


Похожие материалы:

«ЧАЗОВ Вадим Викторович РАЗРАБОТКА И ПРИМЕНЕНИЕ АЛГОРИТМОВ ЧИСЛЕННО-АНАЛИТИЧЕСКОГО МЕТОДА ВЫЧИСЛЕНИЯ ПОЛОЖЕНИЙ ИСКУССТВЕННЫХ СПУТНИКОВ ЗЕМЛИ Диссертация на соискание учёной степени доктора физико-математических наук Специальность 01.03.01. Астрометрия и небесная механика Москва – 2012 Содержание 1 Содержание Предисловие 7 1 Постановка задачи 17 1.1 Стандартные соглашения . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.1 Системы отсчёта . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.2 ...»

« УДК 524.7;524.72-4 КАЙСИНА Елена Ивановна БАЗОВЫЕ СВОЙСТВА ГАЛАКТИК МЕСТНОГО ОБЪЕМА (01.03.02 - Астрофизика и звездная астрономия) ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико–математических наук Научный руководитель: доктор физико–математических наук, профессор Караченцев И. Д. Нижний Архыз – 2014 2 Оглавление Введение Общая характеристика работы Актуальность Цели и задачи исследования Научная новизна Научная и практическая ценность работы Основные результаты ...»







 
© 2013 www.dis.konflib.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.